La fotosfera solare

La fotosfera solare è lo strato visibile in luce bianca che costituisce, a grandi linee la superficie di separazione fra interno ed atmosfera solare. I suo spessore è di 400 km e temperatura dell'ordine di 5800 K (circa 6000 gradi Celsius). La distanza dal centro è di 696 mila km. La luce che ci proviene dal Sole si origina proprio in questo straterello in cui, a differenza delle regioni interne, l'opacità cade a zero e quindi i fotoni possono sfuggire nello spazio. Naturalmente la sorgente prima dell'energia rilasciata non è nella fotosfera, ma risiede nelle reazioni nucleari che si sviluppano nel nucleo. Lì si producono i fotoni gamma di alta energia che a causa dei continui assorbimenti e riemissioni che debbono subire nella materia opaca dell'interno solare impiegano qualcosa come 11 milioni di anni per giungere in superficie. Questo lunghissimo cammino fa perdere energia ai fotoni gamma e li trasforma in luce visibile, che emerge in fotosfera e che noi vediamo 8,3 minuti dopo, quando ha percorso la distanza Sole-Terra. In fotosfera si possono osservare tre tipi di fenomeni caratteristici: la granulazione, le macchie solari e le facole fotosferiche.

La granulazione è dovuta ai moti convettivi presenti nello strato fotosferico. Si presenta in forma di granuli luminosi, solitamente tondeggianti o esagonali, che sono le sezioni delle correnti convettive presenti. Di dimensioni dell'ordine di 700 km, la loro temperatura è da 100 a 200 gradi superiore a quella circostante; compaiono e si dissolvono con una vita media di 9 minuti e sono particolarmente evidenti nei periodi di minimo dell'attività solare. Si stima che ad ogni istante siano presenti almeno 4 milioni di granuli sulla superficie del Sole. Esistono comunque anche dei moti turbolenti su scala più ampia, che danno origine alla cosiddetta supergranulazione. L'inglese Richard Carrington, birraio ed astronomo dilettante, fu il primo ad osservare la granulazione fotosferica nell'Ottocento, mentre Janssen riuscì a fotografarla nel 1896, ma le prime fotografie di qualità sono state ottenute molto dopo tramite un pallone sonda (lo Stratoscope II). Padre Angelo Secchi fu il primo ad interpretare i granuli come la sommità di colonne di gas caldo ascendente, che ridiscende in prossimità delle zone più oscure. Questa interpretazione è stata successivamente confermata da raffinate osservazioni effettuate sia da Terra che da satellite e dai modelli fisici proposti per spiegare la struttura del Sole. Inoltre recentissime simulazioni effettuate in America con un supercomputer riescono a riprodurre molto bene il fenomeno osservato. Con tecniche cinematografiche è possibile studiare l'evoluzione della granulazione ed è affascinante osservare questo ribollimento della fotosfera che mostra i moti dinamici cui è soggetto il gas.

Le macchie solari sono costituite da un'ombra, zona oscura centrale con una temperatura di 4600 gradi, é da una penombra di luminosità intermedia fra ombra e fotosfera, che presenta una struttura di filamenti a raggiera. Le dimensioni di una macchia singola possono raggiungere i 10.000 km (quasi un diametro terrestre), ma un gruppo, un aggregato di macchie, può arrivare fino a 100.000 km di estensione e più. Le macchie sono relativamente immobili rispetto alla fotosfera e prendono parte alla rotazione solare. Misure spettroscopiche basate sull'effetto Zeeman confermano l'esistenza in esse di intensi campi magnetici (da un centesimo fino diversi decimi di Tesla, cioè da qualche centinaio a più di 10.000 volte il campo magnetico della Terra), la cui intensità è correlata con l'area. Significa che le macchie sono le sezioni di un tubo di flusso magnetico emergente in fotosfera dalle zone sottostanti. I forti campi magnetici tendono a sopprimere i moti convettivi, impedendo al gas di muoversi perpendicolarmente alle linee di forza: il gas caldo ascendente non può fluire orizzontalmente per poi ridiscendere, una volta raffreddatosi, e completare il ciclo convettivo. Le macchie sono regioni relativamente calme nella fotosfera turbolenta, proprio perché la convezione è inibita. Mancando la convezione, il trasporto dell'energia avviene per radiazione ed è quindi meno efficace; per questo la macchia appare oscura. Il flusso emesso dalla macchia è circa il 40% di quello emesso dalla fotosfera. Nelle regioni circostanti vi è spesso un aumento della convezione, che compensa parzialmente la diminuzione di flusso energetico entro la macchia, e compaiono le facole fotosferiche, regioni appunto più luminose visibili solo al lembo del disco solare, frequentemente intorno a gruppi importanti. La loro temperatura è di qualche centinaio di gradi superiore a quella fotosferica, mentre il loro flusso è maggiore di quello fotosferico solamente per un 10%, in funzione della temperatura..